Introdução à Astrofísica

Espectroscopia

Rogemar A. Riffel

Radiação de Corpo Negro

Corpo negro: corpo que absorve toda a radiação que incide sobre ele, sem refletir nada;

-Toda a radiação emitida pelo corpo negro é devido à sua temperatura;

- Estrelas emitem radiação de forma parecida com a de corpos negros (Temperatura);

- Radiação de corpo negro = radiação térmica: depende apenas da temperatura do corpo, seguindo as leis de Stefan-Boltzmann, de Wien e de Planck.

Radiação de Corpo Negro: Stefan-Boltzmann

“O Fluxo na superfície de um corpo negro é proporcional à quarta potência da temperatura efetiva do corpo.”

=

Determinando a Luminosidade da estrela podemos determinar a sua temperatura;

Radiação de Corpo Negro: Lei de Planck

A radiação eletromagnética se propaga de forma quantizada, em "pacotes" ou "quanta" de energia E =hν

Mecânica Quântica + Mecânica Estatística

Lei de Planck;

- Qualquer corpo em equilíbrio termodinâmico emitirá fótons com uma distribuição de comprimentos de onda dados pela Lei de Planck;- Esta radiação é conhecida como radiação de corpo negro

Radiação de Corpo Negro: Lei de Planck

O comprimento de onda em que um corpo negro tem o pico da radiação é inversamente proporcional à sua temperatura.

Radiação de Corpo Negro: Lei de Wien

Espectroscopia

Espectroscopia

“Espectroscopia é o estudo da luz através de suas componentes, que aparecem quando a luz passa através de um prisma ou de uma rede de difração”

À intensidade da luz em diferentes comprimentos de onda, chamamos de espectro.

Quase todas as informações sobre as propriedades físicas de um objeto podem ser obtidas a partir de seu espectro.

Espectroscopia

1) Um corpo opaco quente, sólido, líquido ou gasoso, emite um espectro contínuo.

Ex. Filamento de uma lâmpada incandescente;Lava de um vulcão;Estrela

Espectroscopia

Leis de Kirchhoff:

2) Um gás transparente produz um espectro de linhas de emissão brilhantes. O número e a posição destas linhas depende dos elementos químicos presentes no gás.

Ex. Filamento de uma lâmpada fluorescente

Espectro da nebulosa Eta-Carina

Espectroscopia

Leis de Kirchhoff:

3) Se um espectro contínuo passar por um gás à temperatura mais baixa, o gás frio causa a presença de linhas escuras (absorção). O número e a posição destas linhas depende dos elementos químicos presentes no gás.

Ex. Sol e sua atmosfera

Espectroscopia

Diferentes tipos de estrelasMais Quentes: no topo

Um espectro contínuo é o resultado de diversos espectros de linha superpostos!

Espectro de linhas: como se formam as linhas espectrais?

- Esses elétrons não poderiam estar parados, pois eles cairiam em direção ao núcleo devido à atração coulombiana, então Rutherford propôs que os elétrons estariam girando em torno do núcleo em órbitas circulares.

- No entanto, isso não resolvia o problema da estabilidade do núcleo, pois cargas elétricas aceleradas emitem energia, e a perda de energia faria os elétrons espiralarem rapidamente em direção ao núcleo, emitindo radiação em todos os comprimentos de onda e tornando os átomos instáveis;

Rutherford, Geiger e Marsden fizeram vários experimentos em 1909 bombardeando folhas de ouro com partículas alfa (íons de hélio).

- Uma em cada 20 000 partículas incidentes eram refletidas na mesma direção de incidência;

- Átomos são formados por um pequeno núcleo, com carga elétrica positiva rodeado por uma nuvem de elétrons (q -);

Espectro de linhas: como se formam as linhas espectrais?

Em 1900, o cientista alemão Max Planck (1858-1947) desenvolveu o modelo da quantização da luz, segundo o qual a matéria emite luz em pacotes de energia, que ele denominou quanta.

a) Uma partícula colide com o átomo (1) que se excita, fazendo com que seu elétron pule para um nível de maior energia (2).

b) o elétron volta para seu nível de energia original, liberando a energia extra na forma de um fóton de luz (3).

A figura mostra um átomo constituído de um núcleo e um elétron (bolinha azul) em meio a várias partículas (bolinhas amarelas).

Espectro de linhas: Níveis de Energia do Hidrogênio

- Para cada elétron existe um certo nível de energia (órbita) ;

- As únicas órbitas possíveis são aquelas cujo perímetro é igual a um número inteiro de comprimentos de onda do elétron;

n=1,2,3...

- o elétron ganha ou perde energia "saltando" de um nível para outro de maior ou menor energia;

- quando o elétron absorve luz (saltando para um nível de maior energia) ele produz uma linha de absorção;

- quando o elétron emite luz (saltando para um nível de menor energia) ele produz uma linha de emissão;

a diferença entre dois níveis de energia é igual a:

Então:Como:

Então:

Espectro de linhas: Níveis de Energia do Hidrogênio

Onde 13,6 eV é a energia necessária para arrancar o elétron do átomo de hidrogênio, ou seja, ionizar o átomo. O comprimento de onde de um fóton com essa energia é 912 Å.

Somente fótons com energia igual à diferença de energia entre dois níveis atômicos podem ser emitidos ou absorvidos;

Espectro de linhas: Níveis de Energia do Hidrogênio

Espectro de linhas: Níveis de Energia do Hidrogênio

Espectros estelares

Estrelas emitem um espectro contínuo com linhas de absorção.

Contínuo:

- é gerado na sua superfície visível (fotosfera)

- tem forma similar à de um corpo negro com a temperatura da fotosfera.

- a cor de uma estrela depende de sua temperatura (Lei de Wien);

- estrelas quentes são azuis (T=10 000-50 000 K);

- estrelas "mornas" são amareladas (T~6000K) ;

- estrelas frias são vermelhas (T~3000K);

Linhas de absorção:

- São geradas na atmosfera fina logo acima da fotosfera;

- Sua presença depende dos elementos ali presentes e da temperatura da estrela;

Espectros estelares: Classificação espectral

Aproximadamente em 1900 - Annie Jump Cannon: classificou os espectros de 225 000 estrelas até magnitude 9. Publicou a classificação no Henry Draper Catalogue, entre 1918 e 1924.

Aspectos principais da classificação:

- Baseia-se nas intensidades relativas das linhas de absorção presentes. A intensidade está associada à temperatura da estrela, logo é uma classificação de temperatura;

- Em ordem decrescente de temperatura, as classes espectrais são: O, B, A, F, G, K, M;

- Cada classe se subdivide em 10: de 0 a 9 (..., A0,A1,A2,...,A9,F0,F1,..) sendo 0 a mais quente dentro da classe e 9 a mais fria.

Espectros estelares: Classificação espectral

O, B, A, F, G, K, M

Exemplos de tipos: http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast162/Unit1/SpTypes/index.html

Espectros estelares: Classificação em Luminosidade

Baseia-se nas larguras das linhas de absorção do espectro que dependem fortemente da gravidade superficial, diretamente relacionada à luminosidade pelo raio

Linhas de absorção são sensíveis à pressão do gás:

Ficam mais largas conforme a pressão aumenta.

Estrelas grandes têm pressão menor.

Estrelas pequenas têm pressão maior.

Portanto:

Estrelas grandes têm linhas de absorção estreitas.

Estrelas pequenas têm linhas de absorção alargadas.

M é similar

Estrelas grandes são mais brilhantes à mesma temperatura que um estrela pequena.

Espectros estelares: Classificação em Luminosidade

Ia - supergigantes superluminosas. Exemplo: Rigel (B8Ia)

Ib - supergigantes. Exemplo: Betelgeuse (M2Iab)

II - gigantes luminosas. Exemplo: Antares (MII)

III - gigantes. Exemplo: Aldebarã (K5III)

IV - subgigantes. Exemplo: Acrux ( Crucis - B1IV)

V - anãs (seqüência principal). Exemplo: Sol (G2V)